Astronomie et Femmes

1. Cécilia Payne et la composition des étoiles

a) Contexte historique

• En 1919, les femmes étaient interdites d’accès aux postes de chercheuses en astronomie en Angleterre.
• Cécilia Payne a dû partir aux États-Unis pour étudier et faire ses recherches à Harvard.

b) Principe de la spectroscopie

• La spectroscopie consiste à décomposer la lumière en ses différentes longueurs d’onde.
• Lorsqu’une lumière blanche traverse un gaz, des raies noires d’absorption apparaissent, correspondant aux longueurs d’onde absorbées par les atomes du gaz.
• En analysant ces raies dans la lumière des étoiles, on peut déterminer la composition chimique de leur atmosphère.

c) Connaissances avant Cécilia Payne (années 1920)

• Les étoiles étaient classées en 7 catégories spectrales : O, B, A, F, G, K, M, allant des étoiles bleues (chaudes) aux étoiles rouges (froides).
• L’analyse spectrale du Soleil montrait la présence d’éléments comme le fer, le magnésium, etc.
• On supposait que les étoiles avaient la même composition chimique que la Terre, avec des proportions similaires d’éléments.

d) Découvertes majeures de Cécilia Payne

1. Lien entre couleur des étoiles et température :

   • La couleur d’une étoile dépend de sa température (bleu = chaud, rouge = froid).
   • Cette relation permet d’expliquer la variation des raies d’absorption selon la température.

2. Composition chimique des étoiles différente de la Terre :

   • En tenant compte de l’ionisation des atomes à haute température, elle montre que l’hydrogène est l’élément majoritaire dans les étoiles, contrairement à la Terre.
   • Cette découverte a réfuté le consensus selon lequel les étoiles avaient la même composition que la Terre.

À retenir : Cécilia Payne a démontré que la composition des étoiles est dominée par l’hydrogène, et que leur couleur révèle leur température.

1. Estimation de la température de Véga

• La longueur d’onde du maximum d’émission de Véga est $\lambda_{\max} \approx 380\ nm = 380 \times 10^{-9}\ m$.
• La température de surface $T$ s’obtient par la loi de Wien : $$T = \frac{2{,}8989 \times 10^{-3}}{\lambda_{\max}} = \frac{2{,}8989 \times 10^{-3}}{380 \times 10^{-9}} = 7{,}63 \times 10^3\ K$$
• On retient donc une température d’environ 7600 K pour Véga.

2. Composition de l’atmosphère de Véga

• Les raies d’absorption observées dans le spectre de Véga correspondent à celles de l’hydrogène (H).
• L’atmosphère de Véga est donc principalement constituée d’hydrogène.
• Cette composition est très différente de celle de l’atmosphère terrestre, qui est majoritairement composée d’azote (N) (~80%) et d’oxygène (O₂) (~20%).

3. Principaux éléments chimiques dans différents milieux

À retenir : La température d’une étoile peut être estimée par la loi de Wien à partir de la longueur d’onde du maximum d’émission, et la composition de son atmosphère est déduite des raies d’absorption spectrales.

1. Contexte historique

• Interdiction des femmes dans les observatoires : Les femmes n’étaient pas autorisées à travailler dans les observatoires, sous prétexte qu’il n’y avait pas de toilettes pour elles.
• Margaret Burbidge a contourné cette règle en se faisant passer pour l’assistante de son mari afin de mener à bien son projet.

2. État des connaissances dans les années 1950

• On pensait que tous les éléments chimiques de la classification périodique étaient apparus au moment du Big Bang.
• Seuls l’hydrogène (H) et l’hélium (He) étaient alors considérés comme produits lors du Big Bang.

3. Découverte de Margaret Burbidge et ses associés

• Les éléments plus lourds que l’hydrogène et l’hélium sont fabriqués dans les étoiles par la nucléosynthèse stellaire.
• Les étoiles fusionnent des atomes légers pour former des éléments plus lourds, jusqu’au fer (Fe), qui est l’élément le plus lourd produit par fusion dans une étoile.

4. Formation des éléments plus lourds que le fer

• Lorsque l’étoile ne peut plus fusionner (plus d’énergie produite), elle s’effondre.
• Des neutrons libres sont absorbés par le fer, qui devient instable et se transforme en éléments plus lourds.
• L’étoile explose alors en supernova, dispersant ces éléments dans l’espace.

5. Réactions de fusion importantes

À retenir : Seuls l’hydrogène et l’hélium proviennent du Big Bang, tous les autres éléments chimiques sont formés dans les étoiles par fusion et lors des explosions de supernova.

1. Margaret Burbidge et la nucléosynthèse stellaire

Margaret Burbidge a contribué à comprendre la nucléosynthèse stellaire, processus par lequel les étoiles fabriquent les éléments chimiques.

2. Spectres et composition chimique des étoiles

• La longueur d’onde des raies d’absorption permet d’identifier les éléments présents dans une étoile.
• Exemple : pour l’étoile Véga, on observe des raies d’absorption à 434 nm, 486 nm et 656 nm, caractéristiques de l’hydrogène.
• La présence simultanée de plusieurs raies spécifiques confirme la présence d’un élément.

3. Loi de Wien et température des étoiles

La loi de Wien relie la température de surface d’une étoile à la longueur d’onde du maximum d’émission :

$$\lambda_{\max} = \frac{2{,}8989 \times 10^{-3}}{T}$$

• $\lambda_{\max}$ : longueur d’onde du maximum d’émission (en m)
• $T$ : température absolue de surface (en K)

Exemple : Pour Véga, $\lambda_{\max} = 390\ \text{nm} = 390 \times 10^{-9}\ \text{m}$

$$T = \frac{2{,}8989 \times 10^{-3}}{390 \times 10^{-9}} = 7433\ K$$

4. Abondances relatives des éléments chimiques

La nucléosynthèse stellaire explique la formation des éléments chimiques à partir de l’hydrogène et de l’hélium dans les étoiles, qui sont les éléments les plus abondants dans l’univers.